"Początek jest wszędzie" - Michał Heller. Część I

Jednym z największych osiągnięć XX wieku jest niewątpliwie stworzenie kosmologii – nauki o Wszechświecie w jego największej skali, zarówno przestrzennej, jak i czasowej. Wszechświat interesował człowieka od zawsze, ale aż do początku minionego stulecia wiedza o nim tonęła w domysłach i niepewności. Gdy zaczynał się XX wiek, nie wiedziano jeszcze na pewno, czy istnieją galaktyki i czy fizykę newtonowską można stosować poza naszym Układem Słonecznym bez żadnych "dodatkowych poprawek". Potem nastąpił gwałtowny rozwój – równolegle w teorii i obserwacjach. Istotny postęp stanowiła ogólna teoria względności i zbudowane na jej podstawie pierwsze modele kosmologiczne. To one przepowiedziały, że Kosmos nie jest tworem statycznym, lecz rozszerza się od super gęstego stanu, który – może zbyt pospiesznie – utożsamiono z początkiem Wszechświata. W tym samym mniej więcej czasie zaczęto badać pierwsze, zidentyfikowane już ponad wszelką wątpliwość, galaktyki i wkrótce Edwin Hubble ustalił, że uciekają one od siebie nawzajem z ciągle rosnącymi prędkościami. To był pierwszy ważny fakt o znaczeniu kosmologicznym – Wszechświat się rozszerza.

Druga połowa XX stulecia przyniosła dalsze osiągnięcia zarówno teoretyczne, jak i obserwacyjne. W teorii stosowano coraz bardziej wyrafinowane metody matematyczne, a dzięki ogromnemu postępowi technicznemu (era komputerów, elektroniki i sztucznych satelitów) możliwe stały się też coraz precyzyjniejsze badania obserwacyjne Wszechświata. Napływ danych – teoretycznych i obserwacyjnych – stał się tak duży, że zaczął powstawać wiarygodny obraz wielkoskalowej struktury i ewolucji Wszechświata. Przełomowym stało się odkrycie, w połowie lat sześćdziesiątych, mikrofalowego promieniowania tlą, zinterpretowanego jako pozostałość po Wielkim Wybuchu. Badanie fizycznych właściwości tego promieniowania pozwoliło kosmologom zrekonstruować procesy, jakie dokonywały się w bardzo młodym Wszechświecie. Lata siedemdziesiąte i osiemdziesiąte były świadkiem konsolidowania się standardowego modelu kosmologicznego. Ostatnia dekada stulecia przyniosła postęp w technikach obserwacyjnych, który przeszedł wszelkie oczekiwania. Misja satelity COBE i Kosmicznego Teleskopu Hubble'a – pierwszego dużego obserwatorium astronomicznego na okołoziemskiej orbicie – stały się wręcz symbolami tego postępu. Satelita COBE wykonał bardzo precyzyjne pomiary mikrofalowego promieniowania tła, co pozwoliło sporządzić mapę Wszechświata z okresu znacznie wyprzedzającego powstanie pierwszych galaktyk. Teleskop Hubble'a ciągle jeszcze dostarcza rewelacyjnych zdjęć Kosmosu; znajduje się wśród nich słynne "głębokie pole Hubble'a", na którym widać formowanie się najstarszych galaktyk. Z dużym poczuciem bezpieczeństwa możemy powiedzieć, iż przekazujemy następnym stuleciom dobrze ustalony obraz Wszechświata w Jego największej dostępnej nam skali: od bardzo gęstych, wczesnych etapów, kiedy to m.in. zadecydował się atomowy i chemiczny sktad dzisiejszego Kosmosu; poprzez fazę, w której w przestrzeni dominowało promieniowanie elektromagnetyczne; epokę powstawania galaktyk i ich gromad; aż do ery. którą możemy nazwać "kosmicznym dziś" – to w niej powstały planety i zapoczątkowana została biochemiczna ewolucja.

Fascynacje kosmologią zwykle dotyczą jej wizualnej strony. Wystarczy przyjrzeć się uważniej zdjęciu odległej galaktyki, by doznać filozoficznego zachwytu – kimże jesteśmy w porównaniu z tymi milionami lat świetlnych. A obejrzenie zdjęć przekazanych przez orbitalny teleskop Hubble'a dostarcza także głębokich przeżyć artystycznych, związanych z pięknem, ale i potęgą kosmicznych otchłani. Patrząc coraz dalej, widzimy to, co działo się w coraz odleglejszej przeszłości. Już tylko krok do Początku...

CO TO JEST WSZECHŚWIAT?

Rozważanie dotyczące filozoficznych zagadnień kosmologii musi rozpocząć się od pytania, co to jest Wszechświat [słowo "Wszechświat" piszę dużą literą jako imię własne, gdy oznacza ono nasz Wszechświat; w pozostałych wypadkach pisze je małą litera, podobnie jak przyjęto się pisać "nasza Galaktyka" i "inne galaktyki"]. Lub nieco bardziej skromnie: Co należy rozumieć przez słowo "Wszechświat", kiedy pojawia się ono w tekstach kosmologicznych lub w wypowiedziach kosmologów? Jak zwykle gdy idzie o rozumienie wyrazów, w każdym ustaleniu mieści się duży element konwencji. Jednak tym razem od tej konwencji zbyt wiele zależy, by nie przejmować się jej skutkami. Niech następujący przykład będzie uzasadnieniem tego twierdzenia.

Od lat trzydziestych ubiegłego stulecia teoria względności kosmologia relatywistyczna były w Związku Radzieckim naukami zakazanymi. Znany rosyjski kosmolog Jaków B. Zeldowicz wspomniał mi kiedyś mimochodem, że Aleksander A. Friedman, którego jeszcze wielokrotnie spotkamy na kartach tej książki, "miał szczęście, ponieważ umarł wcześniej na zarazę, panującą wówczas w Piotrogrodzie". Uwagę tę zrozumiałem znacznie później, gdy w Związku Radzieckim wolno już było pisać na ten temat i gdy dowiedziałem się, że dwom innym uczonym, kolegom Friedmana, również zajmującym się teorią względności i kosmologią, Matwiejowi P. Bronsztejnowi i Wsiewolodowi K. Frederiksowi nie było sądzonym przeżyć tragicznej granicy 1938 roku. Bronsztejn został rozstrzelany w 1938 roku, a Frederiks zmarł w wiezieniu. Długie lata w lagrach spędzi! również Jurij A. Krutkow, Który w historii kosmologii zapisał się tym, że w 1923 r. podczas długiej rozmowy z Einsteinem przekonał go o poprawności słynnej pracy Friedmana z 1922 roku (w pracy tej Friedman po raz pierwszy znalazł rozwiązania równań Einsteina opisujące rozszerzające się modele Wszechświata). Problem polegał na tym, że ówcześnie znane modele kosmologiczne przedstawiały Wszechświat jako skończony przestrzennie (zamknięty) i czasowo (rozpoczynający ewolucję od tzw. początkowej osobliwości), co było sprzeczne z twierdzeniami filozofii marksistowsko-leninowski ej, według której Wszechświat winien być nieskończony i wieczny. Polityczne represje skutecznie zahamowały rozwój kosmologii w Związku Radzieckim na kilka dziesięcioleci.


Dopiero w latach sześćdziesiątych sytuacja zaczęła zmieniać się na lepsze dzięki... zręcznemu manewrowi terminologicznemu, wymyślonemu przez wpływowego fizyka radzieckiego, Abrama L. Zelmanowa. Pisząc o kosmologii, zamiast terminu "Wszechświat" używał on określenia "Metagalaktyka". Metagalaktyka to według niego tylko obserwowalna cześć Wszechświata i jedynie nią zajmuje się kosmologia. Wszechświat jest natomiast domeną filozofii marksistowskiej. Niektórzy "postępowi" kosmologowie zachodni podchwycili nowy termin, uznając go za mniej obciążony filozoficznymi skojarzeniami, ale bardziej świadomi rzeczy ich rosyjscy koledzy natychmiast powrócili do terminu "Wszechświat", gdy tylko warunki polityczne na to pozwoliły. Dziś określenie "Metagalaktyka" odchodzi w zapomnienie.

Wystarczy rzut oka na dzieje kosmologii, by się przekonać, że pojęcie Wszechświata, ewoluując, rozszerza swój zakres. To, co wczoraj było Wszechświatem, jutro będzie tylko jego małą częścią. Jeszcze Newton nasz układ planetarny nazywał "systemem świata": wkrótce potem układ ten stał się mało znaczącym detalem, zagubionym w gwiezdnych przestworzach. A gdy w XX wieku odkryto świat galaktyk, dotychczasowy Wszechświat, czyli zbiorowisko gwiazd, stał się tylko "naszą Galaktyką". Dziś wiemy, że galaktyki uciekają od siebie. Wszechświat się rozszerza, ale już znacznie wcześniej można było stwierdzić, że rozszerza się również samo pojęcie Wszechświata. Ekspansja tego pojęcia jest miernikiem wzrostu naszej wiedzy.

 (Na zdj. Michał Heller)

Czy jednak prawa fizyki są niezmienne? Czy ekstrapolując nasze prawa fizyczne na odległe obszary przestrzeni i czasu, nie popełniamy błędu człowieka, który swoje podwórko uważa za typowe dla całego kontynentu? Od dawna pojawiały się spekulacje na temat zmienności praw fizyki, ale jedno z pierwszych, bardziej fizycznie uzasadnionych rozumowań dotyczących tego przypuszczenia pochodzi od Paula Diraca.


Dirac zauważył, ze przecież jeżeli Wszechświat się rozszerza, to promień jego obserwowalnej części (równa się on w przybliżeniu prędkości światła pomnożonej przez czas, jaki upłynął od Wielkiego Wybuchu) rośnie i jest rzeczywiście kwestią przypadku, iż żyjemy w epoce, w której stosunek promienia obserwowalnego Wszechświata do promienia protonu wynosi akurat 10³⁹. Ale jeżeli przyjąć, że stała grawitacji (i konsekwentnie natężenie pola grawitacyjnego) maleje odwrotnie proporcjonalnie do wieku Wszechświata, to przypadkowość ta znika: w dowolnej epoce owe "dziwne" stosunki liczbowe, w których pojawia się liczba 10³⁹, będą zachowane.


Czy można zatem definiować Wszechświat jako największy układ, w którym obowiązują nasze prawa fizyczne, jeżeli znane nam obecnie prawa niekoniecznie były zawsze takie same i w przyszłości również mogą ulec zmianie? Zapewne można, pod warunkiem że nasze prawa fizyczne rozumie się odpowiednio szeroko – jako zespól podlegających ewolucji prawidłowości, w obecnej epoce pokrywających się z tymi prawidłowościami, które dziś nazywamy naszymi prawami fizycznymi i które odkrywamy w laboratoriach.

Jest jeszcze jeden ważny argument świadczący o tym, że nasze prawa fizyczne są reprezentatywne dla Wszechświata. Otóż współcześnie nie można już twierdzić, iż obserwacyjnie kontrolujemy jedynie nasze bezpośrednie sąsiedztwo astronomiczne. Bardzo odległe obiekty widzimy takimi, jakimi były w epoce, kiedy wyemitowały promień światła wpadający teraz do naszego detektora (teleskopu, radioteleskopu). Własność ta pozwala dziś oglądać rodzące się galaktyki, a badania mikrofalowego promieniowania tlą dają nam wgląd w procesy fizyczne, które odbywały się we Wszechświecie kilkaset tysięcy lat po Wielkim Wybuchu, gdy zaczątki przyszłych gromad galaktyk istniały w postaci nieznacznych zagęszczeń gorącej, jednorodnej plazmy.

Jeżeli zważyć, że obecny wiek Wszechświata sięga 10¹⁰ lat, to łatwo stwierdzić, że poznaliśmy aż dziewięćdziesiąt kilka procent całej kosmicznej historii (licząc od Wielkiego Wybuchu). Gdyby w trakcie kosmicznej historii prawa fizyki ulegały zmianie, winno by się to objawić niespójnościami w naszym obrazie świata. Gdyby na przykład niektóre stałe fizyczne zmieniły się tylko o jedną cześć na sto miliardów, z pewnością zauważylibyśmy to, biorąc pod uwagę dzisiejszą dokładność obserwacji. Historia Kosmosu okazuje się niezwykle wrażliwa na zmiany niektórych ważnych dla niej parametrów, na przykład stałych fizycznych. Można tu mówić o "argumencie ze zgodności": na podstawie znanych nam praw fizyki rekonstruujemy najwcześniejsze stany Wszechświata; dedukujemy z nich – znowu odwołując się do praw fizyki – wnioski dotyczące obecnego stanu Wszechświata i okazuje się, że wnioski te zgadzają się z wynikami obserwacji.

Wśród fizyków teoretyków panuje dziś przekonanie, że podstawowe oddziaływania fizyczne: grawitacyjne. Jądrowe słabe i silne oraz elektromagnetyczne, są efektem złamania symetrii pierwotnego oddziaływania, które panowało niepodzielnie w Wielkim Wybuchu. Kolejne łamania pierwotnej pra-syrnetrii miały charakter przejść fazowych, podobnych na przykład do przechodzenia cieczy w stan stały lub gazowy. Tym razem jednak przejścia fazowe dotyczyły samej przestrzeni lub "próżni", która w miarę gwałtownego spadania temperatury rozpadała się na poszczególne "fazy" (oddziaływania), co równocześnie określało masy cząstek fundamentalnych związanych z tymi fazami. Sam proces przejścia fazowego odbywa się zgodnie – f. danymi a priori prawami fizyki, ale efekty tego procesu zależą również od pewnych przypadkowych okoliczności; podobnie jak wzory lodu na szybie zależą od czysto przypadkowych czynników, chociaż proces zamarzania podlega ścisłym prawom fizyki. Rodzi się zatem pytanie, czy to, że mamy dziś akurat takie a nie inne cztery oddziaływania fizyczne (a więc ostatecznie taką a nie inną fizykę), nie jest wynikiem jakichś zupełnie przypadkowych okoliczności, które zaistniały we wczesnym Wszechświecie? l czy gdyby te okoliczności były tylko trochę inne, mielibyśmy dziś zupełnie inną fizykę?

Ale jak można stwierdzić, które własności Wszechświata są przypadkowe, a które podstawowe, skoro Wszechświat jest nam dany w jednym egzemplarzu i nie mamy go z czym porównać? Pozostaje eksperymentowanie myślowe: może istnieją inne wszechświaty, w których ta sama pierwotna pra-symetria zostaje łamana w nieco inny sposób, prowadząc do całkowicie odmiennej fizyki i zupełnie różnej od naszej kosmicznej historii?

Z początkiem lat osiemdziesiątych narodziła się, i wkrótce stała się modna, idea inflacyjnej kosmologii. Pomysłodawcą był Alan H. Guth, ale koncepcja została dość szybko przyjęta i rozwinięta przez innych badaczy. Według inflacyjnego scenariusza, gdy Wszechświat był bardzo młody, mniej więcej 10^-35 sekundy po Wielkim Wybuchu, jego ekspansja doznała gwałtownego przyspieszenia, na skutek czego Wszechświat zwiększył swe rozmiary 10³⁰ razy (lub znacznie więcej według późniejszych, poprawionych scenariuszy). To właśnie nazywa się fazą inflacji (rozdęcia). Powodem owego rozdęcia miałaby być energia zawarta w próżni, zanim ta ostatnia uległa przejściu fazowemu, które dało początek obecnym silnym oddziaływaniom jądrowym. Równania Einsteina na taki proces zezwalają i jest niewątpliwą zasługą Gutha. że zwrócił na to uwagę. Proces inflacji kończy się, gdy próżnia przechodzi w normalniejszy stan (normalniejszy z naszego dzisiejszego punktu widzenia); wydzielają się wówczas ogromne ilości ciepła. Niewykluczone, że świadectwem tego procesu jest mikrofalowe promieniowanie tła o temperaturze 2,7 K, wypełniające obecnie całą przestrzeń kosmiczną.

Pomysł inflacyjnego Wszechświata pozostaje nadal wysoce spekulatywny. Dla wielu kosmologów jest to jednak koncepcja atrakcyjna (choć ma ona także zdecydowanych przeciwników), głównie z tego względu, że rozwiązuje kilka trudności modelu standardowego. Trudności owe wiążą się z tym, że nasz Wszechświat jest wysoce "zsynchronizowany": gęstość zawartej w nim materii pozostaje bardzo zbliżona do tzw. gęstości krytycznej (charakterystycznej dla modelu przestrzenie płaskiego), dzięki czemu jego ekspansja następuje niemal w dokładnie takim tempie, jakie jest niezbędne do tego, by mogły powstać galaktyki i ich gromady; odległe obszary Wszechświata mają wiele identycznych cech, chociaż – gdyby nie inflacja – nigdy w przeszłości nie zaistniałaby między nimi przyczynowa zależność. Model inflacyjny przezwycięża te trudności za jednym zamachem: "zsynchronizowanie" Wszechświata jest następstwem jego niesłychanego rozdęcia; kiedyś, przed rozdęciem, cały obserwowany dziś Wszechświat zajmował maleńką objętość, wewnątrz której wszystko łączyły przyczynowe więzi (obszerniej na ten temat będzie mowa w rozdziale 11; tam też zostanie zaproponowane inne rozwiązanie wspomnianych trudności).

Dyskusję na ten temat jako jeden z pierwszych podjął rosyjski kosmolog Andriej Linde. Swoją propozycję nazwał chaotyczną inflacją. Zgodnie z jego pomysłem inflacja wcale nie musiała być czymś jednorazowym. Każdą osobliwość powstałą w wyniku kolapsu odpowiednio masywnego obiektu możemy traktować jako "mały Wielki Wybuch", dający początek nowemu wszechświatowi. Inflacja zachodząca w tym wszechświecie – -dziecku może go rozdąć do wielkich rozmiarów. Przejścia fazowe nowej próżni w każdym nowym wszechświecie – na skutek przypadkowych czynników, od których takie przejścia fazowe zawsze zależą – prowadzą do innych oddziaływań fundamentalnych i, co za tym idzie, do innych scenariuszy kosmologicznych. Zbiór wszystkich wszechświatów jest wieczny, choć poszczególne wszechświaty mogą trwać przez ograniczony czas. Nasz Wszechświat też powstał w wyniku oderwania się od wszechświata-matki. Pączkujące w ten sposób wszechświaty są bardzo różne: jedne żyją krótko, prawie natychmiast zapadając się do końcowej osobliwości, inne istnieją dziesiątki miliardów lat lub jeszcze dłużej; tempo ekspansji jednych jest małe, innych wielkie; jedne mają charakter jednorodny, inne są bogate w struktury. Nasz Wszechświat ma tak "dobrane" parametry, by na jednej z jego planet mogło powstać życie, ponieważ w innych wszechświatach, w których panują niesprzyjające po temu warunki, nie zaistnielibyśmy i nie moglibyśmy badać takich wszechświatów (jest to przykład rozumowania antropicznego).

 

Pomysł Lindego rozwinął Lee Smolin. Wiodącym jest ciągle pytanie, dlaczego nasz Wszechświat jest taki, Jaki jest; w szczególności, dlaczego jest on taki, że mogliśmy w nim powstać i ewoluować. Ewolucją biologiczną rządzi prawo doboru naturalnego. Czy jakiegoś podobnego prawa nie da się zastosować do procesu rodzenia się nowych wszechświatów? Zdaniem Smolina jest to możliwe, ale trzeba w tym celu przyjąć nowe założenie. Należy mianowicie założyć, że prawa fizyki w każdym nowo narodzonym wszechświecie-dziecku nieznacznie różnią się od praw fizyki obowiązujących we wszechświecie-matce (podobnie, warunkiem ewolucji biologicznej jest zachodzenie małych zmian w zestawie genów potomstwa w porównaniu z zestawem genów rodziców). Mechanizm ten zapewni, że po wielu pokoleniach w zbiorze wszystkich wszechświatów będą dominować te wszechświaty, które wydają najwięcej potomstwa, czyli te, które tworzą najwięcej czarnych dziur, mogących stać się zaczątkami nowych wszechświatów. Smolin stara się dowieść, że taki wszechświat musi przypominać nasz Wszechświat. Jesteśmy więc efektem działania nie tylko doboru naturalnego w sensie biologicznym, lecz również doboru naturalnego występującego w skali wszystkich wszechświatów.

Chcąc uprawdopodobnić swoją kosmologiczną wizję, Smolin podkreśla, że wynika z niej przynajmniej jedno empiryczne przewidywanie. Otóż nasz Wszechświat musi zawierać wiele czarnych dziur. Gdyby się okazało, że tak nie jest. nie należałby on do wszechświatów, które wydają liczne potomstwo. Nie trzeba podkreślać, że tego rodzaju empiryczne przewidywanie istotnie różni się od empirycznych testów, jakich zwykle wymagamy od teorii fizycznych.

Cdn...